在進一步認識天文學家為宇宙中的黑洞所做的分類之前，讓我們看看什麼重力是什麼呢？ 說道重力我們不得不聊到愛因斯坦的廣義相對論，因為其為目前最成功的重力理論，目前還沒有實驗明確的違背廣義相對論的預測。
我們都學過牛頓在1687年提出的萬有引力定律，知道具有質量與質量之間可以互相「吸引」。假設某受重力束縛星體的質量為M， 半徑為R，如果要此星體的重力效應「變大」有什麼方法呢？
第一個方法如下。根據牛頓的想法，如果增加M，那麼自然而然地球的引力就會變得更大。附帶一提，通常情況下增加星體的M， 星體的R也會因而增加。恆星演化末期的狀態，增加M的情況下R反而減少，這種星體稱為緻密星體，例如白矮星與中子星。
第二個方法則是在1915年提出的廣義相對論為我們開起的新思路: 如果保持M不變但將星體半徑壓縮為較小的半徑 r （<R），那麼多出來的 （R-r） 的部分會發生什麼事呢？ 廣義相對論告訴我們當 r小到某種程度的時候，會出現一種奇怪的時空結構，就是大家多半聽說過的事件視界。事件視界像是個邊界，一但進入後就再也無法出來。雖然通常我們把事件視界稱作是黑洞的「表面」，但其實事件視界是個無法摸到的一個時空結構的定義。由此看來黑洞即是物體所能形成的最緻密狀態。這樣的特性正是黑洞在宇宙中有效製造能量的關鍵（留待之後介紹）。
廣義相對論的數學架構與牛頓的重力也大不相同。牛頓描述的重力效應是個向量，廣義相對論用到彎曲時空則包含需要十個參數的時空幾何度規，用以闡明重力可以影響空間的彎曲程度，時間的流逝速率，改變與限制光線的方向以及物體的運動方式，以及時空的動態變化與其擾動的傳播（重力波）等。
廣義相對論的「簡化版本」是關於時空沒有彎曲的情況（稱為平坦時空）下的物理，稱為狹義相對論。在1905年提出的狹義相對論闡明了時間，空間，質量對不同的慣性坐標系的觀察者之間的關係，其效應在相對高速運動下逐漸明顯。（狹義與廣義）相對論效應在黑洞附近特別需要考慮，但我們用於導航的全球定位系統，其實也已經需要加入（狹義與廣義）相對論效應的修正了！